Kosmos / Band 7. 1929 / 163 Table of Contents / Innehåll | << Previous | Next >>
	Project Runeberg | Catalog | Recent Changes | Donate | Comments? |

Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Solens flashspektrum vid den totala solförmörkelsen den 29 juni 1927 av prof. B. Lindblad

<< prev. page << föreg. sida <<     >> nästa sida >> next page >>

Below is the raw OCR text from the above scanned image. Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan. Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!

This page has been proofread at least once. (diff) (history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång. (skillnad) (historik)

SOLENS FLASHSPEKTRUM VID DEN

TOTALA SOLFÖRMÖRKELSEN DEN

29 JUNI 1927

Av Bertil Lindblad.

Solens flashspektrum bildar som bekant omvändningen av det
vanliga solspektrum. I stället för att vi se de Fraunhoferska
mörka absorptionslinjerna på ljus botten, framblixtrar
solkantens spektrum under några sekunder vid en total solförmörkelses
början och slut som ett emissionsspektrum, i vilket de ljusa
linjerna till sina våglänger sammanfalla med Fraunhoferska linjer
i solspektrum. I grova drag råder även en överensstämmelse i
fråga om intensiteten, så att i genomsnitt starka Frauenhoferska
linjer ge starka linjer i flashspektrum och tvärtom.

Denna regel gäller emellertid långt ifrån i alla individuella fall,
och det är särskilt denna omständighet, som gör studiet av
flashspektrum så intressant. I själva verket äro en mycket stor mängd
astrofysikaliska frågor intimt förknippade med flashlinjernzs
intensitet. Så t. ex. frågan om temperaturens och tryckets inverkan
på atomernas emissions- och absorptionsförmåga. Man iakttog
tidigt, att elementens gnistlinjer, d. v. s. den joniserade atomens
linjer, äro starka i flashspektrum, vilket genom Sahas formel fått
en enkel förklaring som en tryckeffekt, på så sätt, att joniseringen
gynnas av det låga trycket i solatmosfärens högsta lagar. På
samma effekt av trycket beror olikheten i spektra mellan
jättestjärnor och dvärgstjärnor. Om vi jämföra en jättestjärna och
en dvärgstjärna av samma spektraltyp, d. v. s. av nära samma
yttemperatur, så är medeltätheten ofantligt mycket mindre för

<< prev. page << föreg. sida <<     >> nästa sida >> next page >>